دورة حياة النجوم في الكون. كيف تموت النجوم

من المستحيل دراسة تطور النجوم من خلال مراقبة نجم واحد فقط، حيث أن العديد من التغيرات في النجوم تحدث ببطء شديد بحيث لا يمكن ملاحظتها حتى بعد مرور عدة قرون. ولذلك يدرس العلماء العديد من النجوم، كل منها يكون في مرحلة معينة من دورة حياته. على مدى العقود القليلة الماضية، أصبحت نمذجة بنية النجوم باستخدام تكنولوجيا الكمبيوتر واسعة الانتشار في الفيزياء الفلكية.

يوتيوب الموسوعي

1 / 5

✪ النجوم وتطور النجوم (رواية عالم الفيزياء الفلكية سيرجي بوبوف)

✪ النجوم وتطور النجوم (رواية سيرجي بوبوف وإلغونيس فيلكس)

✪ تطور النجوم. تطور العملاق الأزرق في 3 دقائق

✪ سوردين ف.ج. تطور النجوم الجزء الأول

✪ س. أ. لمزين - "التطور النجمي"

ترجمات

الاندماج النووي الحراري في باطن النجوم

النجوم الشباب

يمكن وصف عملية تكوين النجوم بطريقة موحدة، ولكن وفقًا لـ المراحل القادمةيعتمد تطور النجم بشكل كامل تقريبًا على كتلته، وفقط في نهاية تطور النجم يمكن أن يلعب تركيبه الكيميائي دورًا.

نجوم شابة منخفضة الكتلة

النجوم الشابة منخفضة الكتلة (تصل إلى ثلاث كتل شمسية) [ ]، والتي تقترب من التسلسل الرئيسي، تكون بالحمل الحراري تمامًا - حيث تغطي عملية الحمل الحراري جسم النجم بالكامل. هذه هي في الأساس نجوم أولية، بدأت للتو في مراكزها التفاعلات النوويةوكل الإشعاع يحدث بشكل رئيسي بسبب ضغط الجاذبية. حتى يتم تحقيق التوازن الهيدروستاتيكي، يتناقص لمعان النجم عند درجة حرارة فعالة ثابتة. في مخطط هيرتزسبرونج-راسل، تشكل هذه النجوم مسارًا عموديًا تقريبًا يسمى مسار هاياشي. ومع تباطؤ الضغط، يقترب النجم الشاب من التسلسل الرئيسي. ترتبط الأجسام من هذا النوع بنجوم T Tauri.

في هذا الوقت، بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 0.8 كتلة شمسية، يصبح اللب شفافًا للإشعاع، ويصبح نقل الطاقة الإشعاعية في اللب هو السائد، حيث يتم إعاقة الحمل الحراري بشكل متزايد بسبب الضغط المتزايد للمادة النجمية. في الطبقات الخارجية لجسم النجم، يسود نقل الطاقة بالحمل الحراري.

من غير المعروف على وجه اليقين ما هي الخصائص التي تتمتع بها النجوم ذات الكتلة الأقل لحظة دخولها في التسلسل الرئيسي، حيث أن الوقت الذي تقضيه هذه النجوم في فئة الشباب يتجاوز عمر الكون [ ] . تستند جميع الأفكار حول تطور هذه النجوم فقط على الحسابات العددية والنمذجة الرياضية.

عندما ينكمش النجم، يبدأ ضغط غاز الإلكترون المنحل في الزيادة وعندما يتم الوصول إلى نصف قطر معين للنجم، يتوقف الضغط، مما يؤدي إلى توقف الزيادة الإضافية في درجة الحرارة في قلب النجم بسبب الضغط، ومن ثم إلى الانخفاض. بالنسبة للنجوم الأصغر من 0.0767 كتلة شمسية، لا يحدث هذا: فالطاقة المنطلقة أثناء التفاعلات النووية لا تكفي أبدًا لموازنة الضغط الداخلي وضغط الجاذبية. تبعث مثل هذه "النجوم السفلية" طاقة أكثر مما يتم إنتاجه خلال التفاعلات النووية الحرارية، وتصنف على أنها أقزام بنية. ومصيرها هو الضغط المستمر حتى يوقفه ضغط الغاز المنحل، ثم التبريد التدريجي مع توقف جميع التفاعلات النووية الحرارية التي بدأت.

النجوم المتوسطة الكتلة الشابة

النجوم الشابة ذات الكتلة المتوسطة (من 2 إلى 8 كتلة شمسية) [ ] يتطورون نوعيًا تمامًا بنفس الطريقة التي تتطور بها أخواتهم وإخوانهم الأصغر، باستثناء أنه ليس لديهم مناطق الحمل الحراري حتى التسلسل الرئيسي.

ترتبط الكائنات من هذا النوع بما يسمى. Ae\Be Herbig نجوم ذات متغيرات غير منتظمة من الفئة الطيفية B-F0. كما أنها تظهر الأقراص والنفاثات ثنائية القطب. يعد معدل تدفق المادة من السطح واللمعان ودرجة الحرارة الفعالة أعلى بكثير من معدل T Tauri، لذا فهي تعمل بشكل فعال على تسخين وتشتيت بقايا السحابة النجمية الأولية.

النجوم الشابة التي تزيد كتلتها عن 8 أضعاف كتلة الشمس

تتمتع النجوم التي لها مثل هذه الكتل بالفعل بخصائص النجوم العادية، لأنها مرت بجميع المراحل الوسيطة وتمكنت من تحقيق مثل هذا المعدل من التفاعلات النووية التي عوضت الطاقة المفقودة بسبب الإشعاع بينما تراكمت الكتلة لتحقيق التوازن الهيدروستاتيكي للنواة. بالنسبة لهذه النجوم، يكون تدفق الكتلة واللمعان كبيرًا جدًا لدرجة أنها لا توقف فقط الانهيار الجاذبي للمناطق الخارجية للسحابة الجزيئية التي لم تصبح بعد جزءًا من النجم، بل على العكس من ذلك، تشتتها بعيدًا. وبالتالي، فإن كتلة النجم الناتج أقل بشكل ملحوظ من كتلة السحابة النجمية الأولية. وهذا ما يفسر على الأرجح غياب النجوم التي تزيد كتلتها عن 300 كتلة شمسية في مجرتنا.

دورة منتصف عمر النجم

النجوم تأتي في مجموعة واسعة من الألوان والأحجام. وتتراوح حسب الفئة الطيفية من الأزرق الحار إلى الأحمر البارد، من حيث الكتلة - من 0.0767 إلى حوالي 300 كتلة شمسية. أحدث التقديرات. يعتمد لمعان ولون النجم على درجة حرارة سطحه، والتي بدورها تتحدد بكتلته. جميع النجوم الجديدة "تأخذ مكانها" في التسلسل الرئيسي وفقًا لتركيبها الكيميائي وكتلتها. بطبيعة الحال، نحن لا نتحدث عن الحركة الجسدية للنجم - فقط عن موقعه على الرسم التخطيطي المشار إليه، اعتمادا على معلمات النجم. في الواقع، فإن حركة النجم على طول المخطط تتوافق فقط مع التغيير في معلمات النجم.

يؤدي "حرق" المادة النووي الحراري، الذي يتم استئنافه عند مستوى جديد، إلى توسع هائل في النجم. "ينتفخ النجم" ويصبح "فضفاضًا" للغاية ويزداد حجمه حوالي 100 مرة. فيتحول النجم إلى عملاق أحمر، وتستمر مرحلة احتراق الهيليوم حوالي عدة ملايين من السنين. تقريبا كل العمالقة الحمراء هي نجوم متغيرة.

المراحل النهائية لتطور النجوم

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

في الوقت الحاضر، ليس من المعروف على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الخفيفة بعد استنفاد مخزون الهيدروجين في قلبها. وبما أن عمر الكون يبلغ 13.7 مليار سنة، وهو ما لا يكفي لنفاد إمدادات الوقود الهيدروجيني في مثل هذه النجوم، النظريات الحديثةتستند النمذجة الحاسوبيةالعمليات التي تحدث في مثل هذه النجوم.

يمكن لبعض النجوم تصنيع الهيليوم فقط في مناطق نشطة معينة، مما يسبب عدم الاستقرار ورياح نجمية قوية. في هذه الحالة، لا يحدث تكوين سديم كوكبي، ويتبخر النجم فقط، ليصبح أصغر من القزم البني [ ] .

النجم الذي كتلته أقل من 0.5 شمس غير قادر على تحويل الهيليوم حتى بعد تفاعلات تتضمن توقف الهيدروجين في قلبه - كتلة مثل هذا النجم صغيرة جدًا بحيث لا توفر مرحلة جديدة من ضغط الجاذبية إلى درجة كافية "للإشعال". هيليوم وتشمل هذه النجوم الأقزام الحمراء، مثل بروكسيما سنتوري، الذي يتراوح زمن إقامته في التسلسل الرئيسي من عشرات المليارات إلى عشرات التريليونات من السنين. بعد توقف التفاعلات النووية الحرارية في قلوبها، فإنها، بعد تبريدها تدريجيًا، ستستمر في انبعاثها بشكل ضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.

نجوم متوسطة الحجم

عند الوصول نجمة حجم متوسط(من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) [ ] من مرحلة العملاق الأحمر، ينفد الهيدروجين في قلبه، وتبدأ تفاعلات تخليق الكربون من الهيليوم. تحدث هذه العملية في أكثر من ذلك درجات حرارة عاليةوبالتالي يزداد تدفق الطاقة من القلب، ونتيجة لذلك تبدأ الطبقات الخارجية للنجم في التوسع. تمثل بداية تخليق الكربون مرحلة جديدة في حياة النجم وتستمر لبعض الوقت. بالنسبة لنجم مماثل في الحجم للشمس، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة.

تؤدي التغيرات في كمية الطاقة المنبعثة إلى مرور النجم بفترات من عدم الاستقرار، بما في ذلك التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح وإطلاق الطاقة. يتحول إنتاج الطاقة نحو الإشعاع منخفض التردد. كل هذا مصحوب بفقدان متزايد للكتلة بسبب الرياح النجمية القوية والنبضات الشديدة. تسمى النجوم في هذا الطور "نجوم النوع المتأخر" (أيضًا "النجوم المتقاعدة")، أوه -IR النجومأو نجوم تشبه ميرا، اعتمادًا على خصائصها الدقيقة. ويكون الغاز المقذوف غنيًا نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في داخل النجم، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متوسعًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم، مما يؤدي إلى تكوين التعليم الممكنجزيئات الغبار والجزيئات. مع الأشعة تحت الحمراء القوية الصادرة عن النجم المصدر، تتشكل الظروف المثالية لتنشيط الميزر الكوني في مثل هذه الأصداف.

تفاعلات الاحتراق النووي الحراري للهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. في بعض الأحيان يؤدي هذا إلى عدم استقرار كبير. تنشأ نبضات قوية، والتي تعطي نتيجة لذلك تسارعًا كافيًا للطبقات الخارجية لتتخلص منها وتتحول إلى سديم كوكبي. في وسط هذا السديم لا يزال هناك نواة عارية للنجم، حيث التفاعلات النووية الحراريةوعندما يبرد يتحول إلى قزم أبيض من الهيليوم، تصل كتلته عادة إلى 0.5-0.6 كتلة شمسية وقطره يعادل قطر الأرض.

الغالبية العظمى من النجوم، بما في ذلك الشمس، تكمل تطورها بالانكماش حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتحللة الجاذبية. وفي هذه الحالة، عندما يتناقص حجم النجم مائة مرة، وتصبح كثافته أعلى من كثافة الماء بمليون مرة، يسمى النجم بالقزم الأبيض. إنه محروم من مصادر الطاقة، والتبريد تدريجيا، يصبح قزما أسود غير مرئي.

في النجوم الأضخم من الشمس، لا يمكن أن يتوقف ضغط الإلكترونات المتحللة مزيد من الضغطالنوى، وتبدأ الإلكترونات في "الضغط" على النوى الذرية، مما يحول البروتونات إلى نيوترونات، ولا توجد بينها قوى تنافر كهروستاتيكية. يؤدي هذا النيوترنة للمادة إلى حقيقة أن حجم النجم، الذي هو الآن، في الواقع، نواة ذرية ضخمة واحدة، يقاس بعدة كيلومترات، وكثافته أعلى 100 مليون مرة من كثافة الماء. يُسمى مثل هذا الجسم بالنجم النيوتروني؛ ويتم الحفاظ على توازنها عن طريق ضغط المادة النيوترونية المتحللة.

النجوم فائقة الضخامة

بعد أن يدخل نجم كتلته أكثر من خمس كتل شمسية إلى مرحلة العملاق الأحمر، يبدأ قلبه بالانكماش تحت تأثير الجاذبية. ومع زيادة الضغط، تزداد درجة الحرارة والكثافة، و تسلسل جديدالتفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات، يتم تصنيع عناصر أثقل بشكل متزايد: الهيليوم والكربون والأكسجين والسيليكون والحديد، مما يحد مؤقتًا من انهيار النواة.

ونتيجة لذلك، مع تشكل العناصر الأثقل بشكل متزايد في الجدول الدوري، يتم تصنيع الحديد 56 من السيليكون. في هذه المرحلة، يصبح المزيد من الاندماج النووي الحراري الطارد للحرارة أمرًا مستحيلًا، نظرًا لأن نواة الحديد 56 بها عيب أقصى في الكتلة ومن المستحيل تكوين نوى أثقل مع إطلاق الطاقة. لذلك، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى حجم معين، فإن الضغط الموجود فيه لا يعد قادرًا على تحمل وزن الطبقات التي تغطي النجم، ويحدث الانهيار الفوري للنواة مع نيترون مادته.

ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحًا تمامًا بعد، ولكن على أي حال، تؤدي العمليات التي تحدث في غضون ثوانٍ إلى انفجار سوبر نوفا بقوة لا تصدق.

تدفع نفاثات النيوترينو القوية والمجال المغناطيسي الدوار الكثير من المواد المتراكمة للنجم. [ ] - ما يسمى بعناصر الجلوس ومنها عناصر الحديد والولاعة. يتم قصف المادة المتفجرة بالنيوترونات الهاربة من قلب النجم، فتلتقطها، وبالتالي تكوّن مجموعة من العناصر الأثقل من الحديد، بما في ذلك العناصر المشعة، وصولاً إلى اليورانيوم (وربما حتى الكاليفورنيوم). وهكذا، فإن انفجارات السوبرنوفا تفسر وجودها المادة بين النجومعناصر أثقل من الحديد، ولكن هذا ليس الوحيد طريقة حل ممكنةتكوينها، والذي، على سبيل المثال، يظهر من خلال نجوم التكنيشيوم.

موجة الانفجارو تحمل نفاثات النيوترينوات المادة بعيدًا عن النجم المحتضر [ ] في الفضاء بين النجوم. بعد ذلك، عندما تبرد وتتحرك عبر الفضاء، يمكن أن تصطدم مادة المستعر الأعظم هذه مع "الإنقاذ" الكوني الآخر، وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة.

لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة، وحتى الآن لا يوجد وضوح بشأن هذه المسألة. ومن المشكوك فيه أيضًا ما تبقى بالفعل من النجم الأصلي. ومع ذلك، يتم النظر في خيارين: النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

النجوم النيوترونية

ومن المعروف أنه في بعض المستعرات الأعظم، تعمل الجاذبية القوية في أعماق العملاق الهائل على امتصاص الإلكترونات من قبل النواة الذرية، حيث تندمج مع البروتونات لتكوين النيوترونات. وتسمى هذه العملية النيوترونات. القوى الكهرومغناطيسية، وفصل النوى القريبة، تختفي. أصبح قلب النجم الآن عبارة عن كرة كثيفة من النوى الذريةوالنيوترونات الفردية.

مثل هذه النجوم، المعروفة باسم النجوم النيوترونية، صغيرة للغاية - لا يزيد حجمها عن حجم مدينة كبيرة - ولها كثافة عالية لا يمكن تصورها. تصبح الفترة المدارية قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). تدور بعض النجوم النيوترونية 600 مرة في الثانية. وعند بعضهم قد تكون الزاوية بين ناقل الإشعاع ومحور الدوران بحيث تسقط الأرض في المخروط الذي يشكله هذا الإشعاع؛ وفي هذه الحالة من الممكن اكتشاف نبضة إشعاعية تتكرر على فترات تساوي الفترة المدارية للنجم. كانت تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة"، وكانت أول النجوم النيوترونية التي تم اكتشافها.

الثقوب السوداء

ليست كل النجوم، بعد مرورها بمرحلة انفجار المستعر الأعظم، تصبح نجومًا نيوترونية. إذا كان النجم لديه كتلة كبيرة بما فيه الكفاية، فسوف يستمر انهيار مثل هذا النجم، وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شوارزشيلد. وبعد ذلك يتحول النجم إلى ثقب أسود.

تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء من خلال النظرية النسبية العامة. ووفقا لهذه النظرية،

تطور النجوم هو تغيير في المادية. الخصائص، داخلية الهياكل والكيمياء تكوين النجوم مع مرور الوقت. أهم المهامنظريات إ.ز. - شرح تكوين النجوم والتغيرات في خصائصها الملحوظة والبحث الاتصال الجيني مجموعات مختلفةالنجوم، وتحليل حالتها النهائية.

لأنه في الجزء المعروف لنا من الكون تقريبًا. 98-99٪ من كتلة المادة المرصودة موجودة في النجوم أو تجاوزت مرحلة النجوم، شرح إ.ز. يافل. واحدة من أهم المشاكل في الفيزياء الفلكية.

النجم في حالة ثابتة عبارة عن كرة غازية، وهي في حالة هيدروستاتيكية. والتوازن الحراري (أي أن عمل قوى الجاذبية يتوازن مع الضغط الداخلي، ويتم تعويض فقدان الطاقة بسبب الإشعاع من خلال الطاقة المنبعثة في أحشاء النجم، انظر). "ولادة" النجم هي تكوين جسم متوازن هيدروستاتيكي، ويدعم إشعاعه إشعاعه الخاص. مصادر الطاقة. "موت" النجم هو خلل لا رجعة فيه يؤدي إلى تدمير النجم أو نكبته. ضغط.

عزل الجاذبية يمكن للطاقة أن تلعب دورًا حاسمًا فقط عندما تكون درجة الحرارة الداخلية للنجم غير كافية لإطلاق الطاقة النووية للتعويض عن فقدان الطاقة، ويجب على النجم ككل أو جزء منه أن ينكمش للحفاظ على التوازن. ولا يصبح إطلاق الطاقة الحرارية مهمًا إلا بعد استنفاد احتياطيات الطاقة النووية. تو، إ.ز. يمكن تمثيله كتغير ثابت في مصادر الطاقة للنجوم.

الوقت المميز E.Z. كبيرة جدًا بحيث لا يمكن تتبع كل التطور بشكل مباشر. لذلك الرئيسي E. Z. طريقة البحث يافل. بناء تسلسلات لنماذج النجوم التي تصف التغيرات الداخلية الهياكل والكيمياء تكوين النجوم مع مرور الوقت. تطور. ثم تتم مقارنة التسلسلات مع نتائج الملاحظات، على سبيل المثال، مع (G.-R.d.)، تلخيص الملاحظات عدد كبيرالنجوم في مراحل مختلفة من التطور. خصوصاً دور مهميلعب مقارنة مع G.-R.d. بالنسبة للعناقيد النجمية، نظرًا لأن جميع النجوم الموجودة في العنقود لها نفس المادة الكيميائية الأولية. تكوين وتشكل في وقت واحد تقريبا. وفقًا لـ G.-R.d. مجموعات من مختلف الأعمار، كان من الممكن تحديد اتجاه E.Z. التطور بالتفصيل. يتم حساب التسلسلات عن طريق الحل العددي لنظام المعادلات التفاضلية الذي يصف توزيع الكتلة والكثافة ودرجة الحرارة واللمعان على النجم، والتي تضاف إليها قوانين إطلاق الطاقة وعتامة المادة النجمية والمعادلات التي تصف التغيرات في الخواص الكيميائية. تكوين النجوم مع مرور الوقت.

يعتمد مسار تطور النجم بشكل أساسي على كتلته وكيميائه الأولية. تعبير. يمكن أن يلعب دوران النجم ومجاله المغناطيسي دورًا معينًا، ولكن ليس أساسيًا. ومع ذلك، فإن دور هذه العوامل في E.Z. لم يتم بحثها بشكل كاف بعد. الكيمياء. يعتمد تكوين النجم على الوقت الذي تشكل فيه وعلى موقعه في المجرة وقت التكوين. تشكلت نجوم الجيل الأول من مادة تم تحديد تركيبها بواسطة علم الكونيات. شروط. على ما يبدو، كان يحتوي على ما يقرب من 70٪ من كتلة الهيدروجين، و 30٪ هيليوم وخليط ضئيل من الديوتيريوم والليثيوم. أثناء تطور نجوم الجيل الأول، تكونت العناصر الثقيلة (بعد الهيليوم)، والتي تم قذفها إلى الفضاء بين النجومنتيجة لتدفق المادة من النجوم أو أثناء الانفجارات النجمية. تشكلت نجوم الأجيال اللاحقة من مادة تحتوي على ما يصل إلى 3-4٪ (من حيث الكتلة) من العناصر الثقيلة.

إن الإشارة الأكثر مباشرة إلى أن تشكل النجوم في المجرة لا يزال مستمرا هي هذه الظاهرة. وجود طيف النجوم الساطعة الضخمة. الفئتان O وB، اللتان لا يمكن أن يتجاوز عمرهما ~ 10 7 سنوات. معدل تشكل النجوم في العصر الحديث. ويقدر العصر بـ 5 في السنة.

2. تشكل النجوم، مرحلة ضغط الجاذبية

وفقا لوجهة النظر الأكثر شيوعا، تتشكل النجوم نتيجة لقوى الجاذبية. تكثيف المادة في الوسط النجمي. يمكن أن يحدث التقسيم الضروري للوسط البينجمي إلى مرحلتين - سحب باردة كثيفة ووسط مخلخل ذو درجة حرارة أعلى - تحت تأثير عدم الاستقرار الحراري لرايلي-تايلور في المجال المغناطيسي بين النجوم. مجال. مجمعات الغاز والغبار ذات الكتلة ، الحجم المميز (10-100) قطعة والتركيز الجزيئي ن~10 2 سم -3 . يتم ملاحظتها في الواقع بسبب انبعاث موجات الراديو. يتطلب ضغط (انهيار) هذه السحب شروطًا معينة: الجاذبية. يجب أن تتجاوز جزيئات السحابة مجموع طاقة الحركة الحرارية للجزيئات والطاقة الدورانية للسحابة ككل والمجال المغناطيسي. الطاقة السحابية (معيار الجينز). إذا تم أخذ طاقة الحركة الحرارية فقط في الاعتبار، فإنه بدقة لعامل من ترتيب الوحدة، يتم كتابة معيار الجينز على الشكل: align='absmiddle' width='205' height='20'>، أين كتلة السحابة ت- درجة حرارة الغاز في ك، ن- عدد الجزيئات لكل 1 سم3. مع الحديثة النموذجية درجة حرارة السحب بين النجوم K لا يمكنها إلا أن تنهار السحب التي لا تقل كتلتها عن . ويشير معيار جينز إلى أنه لتكوين نجوم من طيف الكتلة المرصود فعليا، يجب أن يصل تركيز الجزيئات في السحب المنهارة إلى (103 -106) سم -3، أي. 10-1000 مرة أعلى مما لوحظ في السحب النموذجية. ومع ذلك، يمكن تحقيق مثل هذه التركيزات من الجسيمات في أعماق السحب التي بدأت بالفعل في الانهيار. ويترتب على ذلك أن ذلك يحدث من خلال عملية متسلسلة يتم تنفيذها في عدة خطوات. مراحل تفتيت السحب الضخمة. تشرح هذه الصورة بشكل طبيعي ولادة النجوم في مجموعات - مجموعات. وفي الوقت نفسه، لا تزال الأسئلة المتعلقة بالتوازن الحراري في السحابة، ومجال السرعة فيها، وآلية تحديد الطيف الكتلي للشظايا غير واضحة.

تسمى الأجسام ذات الكتلة النجمية المنهارة النجوم الأولية. انهيار نجم أولي غير دوار متماثل كرويًا بدون مجال مغناطيسي. تشمل الحقول عدة. مراحل. في اللحظة الأولى من الزمن، تكون السحابة متجانسة ومتساوية الحرارة. إنها شفافة بحد ذاتها. الإشعاع، وبالتالي فإن الانهيار يأتي مع فقدان الطاقة الحجمي، الفصل. وصول. بسبب الإشعاع الحراري للغبار، فإن القطع ينقل حركته. طاقة جزيء الغاز. في السحابة المتجانسة لا يوجد تدرج للضغط ويبدأ الضغط بالسقوط الحر الوقت المميز، أين ز- - كثافة السحب . ومع بداية الانضغاط تظهر موجة خلخلة تتحرك نحو المركز بسرعة الصوت، ومنذ ذلك الحين يحدث الانهيار بشكل أسرع عندما تكون الكثافة أعلى، وينقسم النجم الأولي إلى نواة مدمجة وقذيفة ممتدة، حيث يتم توزيع المادة وفقا للقانون. عندما يصل تركيز الجزيئات في القلب إلى ~ 10 11 سم -3 يصبح معتمًا للأشعة تحت الحمراء لحبيبات الغبار. تتسرب الطاقة المنطلقة في القلب ببطء إلى السطح بسبب التوصيل الحراري الإشعاعي. تبدأ درجة الحرارة في الارتفاع تقريبًا بشكل ثابت، مما يؤدي إلى زيادة الضغط، ويصبح القلب هيدروستاتيًا. توازن. وتستمر القشرة في السقوط على القلب، وتظهر في محيطها. تعتمد معلمات kernel في هذا الوقت بشكل ضعيف على الحجم الكليالنجوم الأولية: K. مع زيادة كتلة النواة بسبب التراكم، تتغير درجة حرارتها تقريبًا بشكل ثابت حتى تصل إلى 2000 كلفن، عندما يبدأ تفكك جزيئات H 2. نتيجة لاستهلاك الطاقة للتفكك، وليس زيادة في الحركية. طاقة الجسيمات، تصبح قيمة المؤشر الأدياباتي أقل من 4/3، وتغيرات الضغط غير قادرة على تعويض قوى الجاذبية وينهار القلب مرة أخرى (انظر). يتم تشكيل نواة جديدة مع المعلمات، وتحيط بها جبهة الصدمة، والتي تتراكم عليها بقايا النواة الأولى. وتحدث عملية إعادة ترتيب مماثلة للنواة مع الهيدروجين.

يستمر النمو الإضافي للنواة على حساب القشرة حتى تسقط كل المادة على النجم أو تتناثر تحت تأثير أو إذا كان اللب ضخمًا بدرجة كافية (انظر). النجوم الأولية ذات زمن مميز للمادة الصدفية ر أ > ر كنوبالتالي يتم تحديد لمعانها من خلال إطلاق الطاقة من النوى المنهارة.

يُلاحظ النجم الذي يتكون من نواة ومغلف كمصدر للأشعة تحت الحمراء بسبب معالجة الإشعاع في الغلاف (غبار المغلف، الذي يمتص فوتونات الأشعة فوق البنفسجية من القلب، ينبعث في نطاق الأشعة تحت الحمراء). عندما تصبح القشرة رقيقة بصريا، يبدأ النجم الأولي في الملاحظة كجسم عادي ذو طبيعة نجمية. تحتفظ النجوم الأكثر ضخامة بأصدافها حتى يبدأ الاحتراق النووي الحراري للهيدروجين في مركز النجم. يحد الضغط الإشعاعي من كتلة النجوم على الأرجح. وحتى لو تم تشكيل نجوم أكثر ضخامة، فسيتبين أنها غير مستقرة نبضيًا وقد تفقد قوتها. جزء من الكتلة في مرحلة احتراق الهيدروجين في القلب. مدة مرحلة الانهيار والتشتت للغلاف النجمي الأولي هي بنفس ترتيب وقت السقوط الحر للسحابة الأم، أي. 10 5 -10 6 سنوات. يتم التعرف على كتل المادة المظلمة من بقايا القشرة، المضاءة بالقلب، والتي تسارعها الرياح النجمية، مع أجسام هيربيج-هارو (كتل نجمية ذات طيف انبعاث). النجوم منخفضة الكتلة، عندما تصبح مرئية، تكون في منطقة G.-RD التي تشغلها نجوم T Tauri (قزمة)، أما النجوم الأكثر ضخامة فتوجد في المنطقة التي تقع فيها نجوم هيربيج الانبعاثية (فئات طيفية مبكرة غير منتظمة مع خطوط انبعاث في الأطياف) ).

تطور. مسارات النوى protostar مع كتلة ثابتةفي المرحلة الهيدروستاتيكية. تظهر الضغطات في الشكل. 1. بالنسبة للنجوم ذات الكتلة المنخفضة، في اللحظة التي يتم فيها إنشاء الهيدروستاتيك. في حالة التوازن، فإن الظروف الموجودة في النواة تسمح بانتقال الطاقة إليها. تظهر الحسابات أن درجة حرارة سطح النجم الحملي الكامل تكون ثابتة تقريبًا. نصف قطر النجم يتناقص باستمرار، لأن تستمر في الانكماش. مع ثبات درجة حرارة السطح وانخفاض نصف القطر، يجب أن يقع لمعان النجم أيضًا على G.-R.D. تتوافق هذه المرحلة من التطور مع المقاطع الرأسية للمسارات.

مع استمرار الضغط، تزداد درجة الحرارة داخل النجم، وتصبح المادة أكثر شفافية، والنجوم ذات المحاذاة = "absmiddle" width = "90" height = "17"> لها نوى مشعة، لكن الأصداف تظل حملًا حراريًا. تبقى النجوم الأقل ضخامة في حالة حمل كامل. يتم التحكم في لمعانها بواسطة طبقة مشعة رقيقة في الغلاف الضوئي. كلما كان النجم أكثر ضخامة وارتفعت درجة حرارته الفعالة، كلما زاد حجم قلبه الإشعاعي (في النجوم ذات المحاذاة = "absmiddle" width = "74" height = "17"> يظهر اللب الإشعاعي على الفور). في النهاية، يدخل النجم بأكمله تقريبًا (باستثناء منطقة الحمل الحراري السطحية للنجوم ذات الكتلة) إلى حالة من التوازن الإشعاعي، حيث يتم نقل كل الطاقة المنبعثة في القلب عن طريق الإشعاع.

3. التطور على أساس التفاعلات النووية

عند درجة حرارة في النواة ~ 10 6 K، تبدأ التفاعلات النووية الأولى - حرق الديوتيريوم والليثيوم والبورون. الكمية الأولية لهذه العناصر صغيرة جدًا لدرجة أن احتراقها لا يتحمل الضغط عمليًا. يتوقف الضغط عندما تصل درجة الحرارة في مركز النجم إلى ~ 10 6 كلفن ويشتعل الهيدروجين، لأن الطاقة المنبعثة أثناء الاحتراق النووي الحراري للهيدروجين كافية للتعويض عن فقد الإشعاع (انظر). تتشكل النجوم المتجانسة، التي يحترق الهيدروجين في قلبها، على منطقة G.-R.D. التسلسل الرئيسي الأولي (IMS). تصل النجوم الضخمة إلى NGP بشكل أسرع من النجوم منخفضة الكتلة، وذلك لأن فمعدل فقدان الطاقة لكل وحدة كتلة، وبالتالي معدل التطور، أعلى من معدل النجوم منخفضة الكتلة. منذ دخول NGP E.z. يحدث على أساس الاحتراق النووي، والمراحل الرئيسية التي تم تلخيصها في الجدول. يمكن أن يحدث الاحتراق النووي قبل تكوين عناصر المجموعة الحديدية، التي تتمتع بأعلى طاقة ربط بين جميع النوى. تطور. مسارات النجوم على G.-R.D. تظهر في الشكل. 2. التطور القيم المركزيةتظهر درجة حرارة النجوم وكثافتها في الشكل. 3. في K الرئيسي. مصدر الطاقة يافل. تفاعل دورة الهيدروجين بشكل عام ت- تفاعلات دورة الكربون والنيتروجين (CNO) (انظر). أثر جانبيظاهرة دورة CNO تحديد تركيزات التوازن من النويدات 14 ن، 12 ج، 13 ج - 95٪، 4٪ و1٪ بالوزن، على التوالي. يتم تأكيد غلبة النيتروجين في الطبقات التي حدث فيها احتراق الهيدروجين من خلال نتائج الملاحظات، حيث تظهر هذه الطبقات على السطح نتيجة فقدان العناصر الخارجية. طبقات. في النجوم التي تتحقق في مركزها دورة CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">)، يظهر قلب الحمل الحراري. والسبب في ذلك هو جدا إدمان قويإطلاق الطاقة حسب درجة الحرارة: . تدفق الطاقة المشعة ~ تي 4(انظر)، لذلك، لا يمكنه نقل كل الطاقة المنطلقة، ويجب أن يحدث الحمل الحراري، وهو أكثر كفاءة من النقل الإشعاعي. في النجوم الأكثر ضخامة، أكثر من 50٪ من الكتلة النجمية مغطاة بالحمل الحراري. تتحدد أهمية النواة الحملية للتطور من خلال حقيقة أن الوقود النووي يُستنفد بشكل منتظم في منطقة أكبر بكثير من منطقة الاحتراق الفعال، بينما في النجوم التي لا تحتوي على نواة حملية، يحترق في البداية فقط في منطقة مجاورة صغيرة للمركز ، حيث تكون درجة الحرارة مرتفعة جدًا. يتراوح وقت احتراق الهيدروجين من ~ 10 10 سنوات إلى سنوات لـ . زمن جميع المراحل اللاحقة للاحتراق النووي لا يتجاوز 10% من زمن احتراق الهيدروجين، لذلك تتشكل النجوم في مرحلة احتراق الهيدروجين على G.-R.D. منطقة ذات كثافة سكانية عالية - (GP). وفي النجوم التي لا تصل درجة حرارتها في المركز أبدًا إلى القيم اللازمة لاحتراق الهيدروجين، فإنها تتقلص إلى أجل غير مسمى، وتتحول إلى أقزام «سوداء». يؤدي احتراق الهيدروجين إلى زيادة في المتوسط. الوزن الجزيئي للمادة الأساسية، وبالتالي الحفاظ على الهيدروستاتيكي. وفي حالة التوازن، يجب أن يزداد الضغط في المركز، مما يستلزم زيادة درجة الحرارة في المركز والتدرج الحراري عبر النجم، وبالتالي زيادة اللمعان. وتنتج الزيادة في اللمعان أيضًا عن انخفاض عتامة المادة مع زيادة درجة الحرارة. ينقبض القلب للحفاظ على ظروف إطلاق الطاقة النووية مع انخفاض محتوى الهيدروجين، وتتوسع القشرة بسبب الحاجة إلى نقل تدفق الطاقة المتزايد من القلب. على G.-R.d. يتحرك النجم إلى يمين NGP. يؤدي انخفاض العتامة إلى موت النوى الحملية في جميع النجوم باستثناء النجوم الأكثر ضخامة. معدل تطور النجوم الضخمة هو الأعلى، وهم أول من يغادر مرض التصلب العصبي المتعدد. العمر على MS هو للنجوم مع كاليفورنيا. 10 مليون سنة، من كاليفورنيا. 70 مليون سنة، ومن كاليفورنيا. 10 مليار سنة.

عندما ينخفض ​​محتوى الهيدروجين في النواة إلى 1%، يتم استبدال تمدد أغلفة النجوم ذات المحاذاة = "absmiddle" width = "66" height = "17"> بانكماش عام للنجم ضروري للحفاظ على إطلاق الطاقة . يؤدي ضغط القشرة إلى تسخين الهيدروجين في الطبقة المجاورة لنواة الهيليوم إلى درجة حرارة احتراقها النووي الحراري، وينشأ مصدر طبقة لإطلاق الطاقة. في النجوم ذات الكتلة، التي تعتمد بشكل أقل على درجة الحرارة، ولا تتركز منطقة إطلاق الطاقة بقوة نحو المركز، لا توجد مرحلة من الضغط العام.

إي.ز. بعد احتراق الهيدروجين يعتمد على كتلتها. العامل الأكثر أهمية, التأثير على مسار تطور النجوم ذات الكتلة , يافل. انحطاط غاز الإلكترون عند كثافات عالية. في الموعد المحدد كثافة عاليةعدد الحالات الكمومية ذات الطاقة المنخفضة محدود بسبب مبدأ باولي والإلكترونات تملأ المستويات الكمومية بطاقة عالية، تتجاوز بشكل كبير طاقة حركتها الحرارية. الميزة الرئيسيةالغاز المنحل هو أن ضغطه صيعتمد فقط على الكثافة: في حالة الانحطاط غير النسبي وفي حالة الانحطاط النسبي. ضغط الغاز للإلكترونات أكبر بكثير من ضغط الأيونات. هذا يتبع ما هو أساسي بالنسبة لـ E.Z. الاستنتاج: بما أن قوة الجاذبية المؤثرة على وحدة حجم الغاز المنحل نسبيًا تعتمد على الكثافة بنفس طريقة تدرج الضغط، فيجب أن تكون هناك كتلة محددة (انظر)، بحيث تكون عند align='absmiddle' width='66 " الارتفاع ="15"> لا يمكن لضغط الإلكترون أن يقاوم الجاذبية ويبدأ الضغط. الحد الأقصى للوزن محاذاة = "absmiddle" width = "139" ارتفاع = "17">. تظهر حدود المنطقة التي يتحلل فيها غاز الإلكترون في الشكل. 3. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، يلعب الانحطاط دورًا ملحوظًا بالفعل في عملية تكوين نوى الهيليوم.

العامل الثاني الذي يحدد E.z. وفي مراحل لاحقة، تكون هذه خسائر في طاقة النيوترينو. في أعماق النجوم ت~10 8 ك رئيسي. يتم لعب دور في الولادة عن طريق: عملية النيوترينو الضوئي، واضمحلال كمات تذبذب البلازما (البلازمونات) إلى أزواج النيوترينو-مضاد النيوترينو ()، وتدمير أزواج الإلكترون والبوزيترون () و (انظر). الميزة الأكثر أهمية للنيوترينوات هي أن مادة النجم تكون شفافة تقريبًا بالنسبة لها، وتحمل النيوترينوات الطاقة بحرية بعيدًا عن النجم.

يتم ضغط قلب الهيليوم، الذي لم تنشأ فيه ظروف احتراق الهيليوم بعد. تزداد درجة الحرارة في المصدر الطبقي المجاور للنواة، ويزداد معدل احتراق الهيدروجين. تؤدي الحاجة إلى نقل تدفق متزايد من الطاقة إلى توسيع القشرة، حيث يتم إهدار جزء من الطاقة. وبما أن لمعان النجم لا يتغير، فإن درجة حرارة سطحه تنخفض، وعلى G.-R.D. يتحرك النجم إلى المنطقة التي تشغلها العمالقة الحمراء، ويقل وقت إعادة هيكلة النجم بمقدار درجتين عن الوقت الذي يستغرقه احتراق الهيدروجين في القلب، لذلك يوجد عدد قليل من النجوم بين شريط MS ومنطقة العمالقة الحمراء الفائقة . ومع انخفاض درجة حرارة القشرة تزداد شفافيتها، ونتيجة لذلك يظهر مظهر خارجي. منطقة الحمل الحراري ويزداد لمعان النجم.

إن إزالة الطاقة من القلب من خلال التوصيل الحراري للإلكترونات المتحللة وفقدان النيوترينو في النجوم يؤخر لحظة احتراق الهيليوم. تبدأ درجة الحرارة في الارتفاع بشكل ملحوظ فقط عندما يصبح القلب متساوي الحرارة تقريبًا. احتراق 4 يحدد E.Z. من اللحظة التي يتجاوز فيها إطلاق الطاقة فقدان الطاقة من خلال التوصيل الحراري وإشعاع النيوترينو. وينطبق نفس الشرط على احتراق جميع أنواع الوقود النووي اللاحقة.

من السمات الرائعة للنوى النجمية المكونة من غاز متحلل، يتم تبريده بواسطة النيوترينوات، "التقارب" - تقارب المسارات، الذي يميز العلاقة بين الكثافة ودرجة الحرارة حفي وسط النجم (الشكل 3). يتم تحديد معدل إطلاق الطاقة أثناء ضغط النواة من خلال معدل إضافة المادة إليها من خلال مصدر طبقة، ويعتمد فقط على كتلة النواة لنوع معين من الوقود. يجب الحفاظ على توازن تدفق الطاقة إلى الداخل وتدفقها إلى الخارج في قلب النجوم، وبالتالي يتم إنشاء نفس توزيع درجة الحرارة والكثافة في قلب النجوم. وبحلول الوقت الرابع الذي تشتعل فيه، تعتمد كتلة النواة على محتوى العناصر الثقيلة. في نوى الغاز المنحل، فإن احتراق 4 له صفة الانفجار الحراري، لأن فالطاقة المنطلقة أثناء الاحتراق تذهب إلى زيادة طاقة الحركة الحرارية للإلكترونات، لكن الضغط يظل ثابتًا تقريبًا مع زيادة درجة الحرارة حتى تتساوى الطاقة الحرارية للإلكترونات مع طاقة الغاز المتحلل للإلكترونات. ثم تتم إزالة الانحطاط ويتوسع اللب بسرعة - يحدث وميض الهيليوم. من المحتمل أن تكون مشاعل الهيليوم مصحوبة بفقدان المادة النجمية. في ، حيث انتهت النجوم الضخمة من التطور منذ فترة طويلة ولدى العمالقة الحمراء كتل، تقع النجوم في مرحلة احتراق الهيليوم على الفرع الأفقي لـ G.-R.D.

في نوى الهيليوم للنجوم ذات محاذاة = "absmiddle" width = "90" height = "17"> لا يتحلل الغاز، 4 يشتعل بهدوء، ولكن النوى تتوسع أيضًا بسبب زيادة ح. وفي النجوم الأكثر ضخامة، يحدث احتراق 4 حتى عندما تكون نشطة. العمالقة الزرقاء. توسيع الأساسية يؤدي إلى انخفاض تفي منطقة مصدر طبقة الهيدروجين، ويقل لمعان النجم بعد انفجار الهيليوم. وللحفاظ على التوازن الحراري، تنكمش القشرة، ويغادر النجم منطقة العمالقة الحمراء الفائقة. عندما ينضب الـ 4 He الموجود في القلب، يبدأ ضغط اللب وتوسع القشرة مرة أخرى، ويصبح النجم مرة أخرى عملاقًا أحمر فائقًا. يتكون مصدر احتراق متعدد الطبقات من 4 He، والذي يهيمن على إطلاق الطاقة. يظهر الخارجي مرة أخرى. منطقة الحمل الحراري. ومع احتراق الهيليوم والهيدروجين، يقل سمك مصادر الطبقة. تبين أن طبقة رقيقة من احتراق الهيليوم غير مستقرة حرارياً، لأن مع حساسية قوية جدًا لإطلاق الطاقة لدرجة الحرارة ()، فإن التوصيل الحراري للمادة غير كافٍ لإطفاء الاضطرابات الحرارية في طبقة الاحتراق. أثناء الفاشيات الحرارية، يحدث الحمل الحراري في الطبقة. إذا تغلغل في طبقات غنية بالهيدروجين فذلك نتيجة عملية بطيئة ( س- العملية، انظر) يتم تصنيع العناصر بها الكتل الذريةمن 22ني إلى 209ب.

يؤدي الضغط الإشعاعي على الغبار والجزيئات المتكونة في الأصداف الباردة والممتدة للعمالقة الحمراء العملاقة إلى فقدان مستمر للمادة بمعدل يصل إلى عام. يمكن استكمال فقدان الكتلة المستمر بالخسائر الناجمة عن عدم استقرار احتراق الطبقة أو النبضات، مما قد يؤدي إلى إطلاق واحد أو أكثر. اصداف. وعندما تصبح كمية المادة الموجودة فوق قلب الكربون والأكسجين أقل من حد معين، تضطر القشرة، من أجل الحفاظ على درجة الحرارة في طبقات الاحتراق، إلى الانضغاط حتى يصبح الانضغاط قادراً على الحفاظ على الاحتراق؛ نجمة على G.-R.D. يتحرك بشكل أفقي تقريبًا إلى اليسار. في هذه المرحلة، يمكن أن يؤدي عدم استقرار طبقات الاحتراق أيضًا إلى تمدد القشرة وفقدان المادة. على الرغم من أن النجم ساخن بما فيه الكفاية، إلا أنه يمكن ملاحظته كنواة تحتوي على واحد أو أكثر. اصداف. عندما تنزاح مصادر الطبقات نحو سطح النجم لدرجة أن درجة الحرارة فيها تصبح أقل من تلك المطلوبة للاحتراق النووي، يبرد النجم، ويتحول إلى قزم أبيض، يشع بسبب استهلاك الطاقة الحرارية للمكون الأيوني للنجم انها مسألة. وقت التبريد المميز للأقزام البيضاء هو ~ 10 9 سنوات. الحد الأدنى لكتلة النجوم المنفردة التي تتحول إلى أقزام بيضاء غير واضح، ويقدر بـ 3-6. في النجوم c، يتحلل غاز الإلكترون في مرحلة نمو النوى النجمية من الكربون والأكسجين (C,O-). كما هو الحال في نوى الهيليوم للنجوم، وبسبب فقدان طاقة النيوترينو، يحدث "تقارب" للظروف في المركز وفي لحظة احتراق الكربون في نواة C,O. من المرجح أن يكون لاحتراق 12 درجة مئوية في مثل هذه الظروف طبيعة الانفجار ويؤدي إلى التدمير الكامل للنجم. قد لا يحدث التدمير الكامل إذا . يمكن تحقيق مثل هذه الكثافة عندما يتم تحديد معدل النمو الأساسي من خلال تراكم المادة الساتلية في نظام ثنائي قريب.

دورة حياة النجوم

يطلق النجم النموذجي الطاقة عن طريق دمج الهيدروجين في الهيليوم في فرن نووي في قلبه. وبعد أن يستهلك النجم الهيدروجين الموجود في المركز، يبدأ بالاحتراق في قشرة النجم، فيزداد حجمه وينتفخ. يزداد حجم النجم، وتنخفض درجة حرارته. تؤدي هذه العملية إلى ظهور العمالقة الحمراء والعمالقة الفائقة. يتم تحديد عمر كل نجم من خلال كتلته. تنهي النجوم الضخمة دورة حياتها بانفجار. النجوم مثل الشمس تتقلص وتتحول إلى أقزام بيضاء كثيفة. أثناء عملية التحول من عملاق أحمر إلى قزم أبيض، يمكن للنجم أن يتخلص من طبقاته الخارجية مثل الضوء قذيفة الغاز، فضح جوهر.

من كتاب الإنسان وروحه. يعيش في الجسد الماديوالعالم النجمي المؤلف إيفانوف يو م

من كتاب الكبير الموسوعة السوفيتية(زهي) للمؤلف مكتب تقييس الاتصالات

من كتاب الرحالة مؤلف دوروزكين نيكولاي

من كتاب اقتصاديات العقارات مؤلف بورخانوفا ناتاليا

مسار حياة معقد لقد شهد موقف علمائنا المحليين تجاه سفين هيدين تغيرات كبيرة. الأسباب تكمن في شخصية هيدين نفسه وفي المواقف السياسيةوقته. منذ شبابي أعرف اللغة الروسية وأشعر بالتعاطف مع روسيا وأهلها

من كتاب التمويل: ورقة الغش مؤلف المؤلف غير معروف

4. دورة حياة الأشياء العقارية بما أن الأشياء العقارية تخضع لتغيرات اقتصادية ومادية وقانونية أثناء وجودها، فإن أي شيء غير منقول (باستثناء الأرض) يمر بالمراحل التالية:

من كتاب كل شيء عن كل شيء. المجلد 5 المؤلف ليكوم أركادي

47. تأثير التمويل على المستوى المعيشي للسكان يتمثل الجوهر الاجتماعي والاقتصادي للعلاقات المالية في دراسة مسألة من تتلقى الدولة الموارد المالية على حسابه ومن تستخدم هذه الأموال لصالحه.

من كتاب السلوك التنظيمي: ورقة الغش مؤلف المؤلف غير معروف

كم هو بعيد عن النجوم؟ هناك نجوم في الكون بعيدة عنا لدرجة أننا لا نملك حتى الفرصة لمعرفة بعدها أو تحديد عددها. ولكن إلى أي مدى من الأرض أقرب نجم؟ المسافة من الأرض إلى الشمس هي 150.000.000 كيلومتر. منذ النور

من كتاب التسويق: ورقة الغش مؤلف المؤلف غير معروف

50. دورة حياة المنظمة إن مفهوم دورة حياة المنظمة منتشر على نطاق واسع - يتغير مع تسلسل معين من الحالات عند التفاعل مع البيئة. هناك مراحل معينة تمر بها المنظمات

من كتاب علم الأحياء [كتاب مرجعي كامل للتحضير لامتحان الدولة الموحدة] مؤلف ليرنر جورجي إسحاقوفيتش

45. دورة حياة المنتج دورة حياة المنتج هي التغير في المبيعات والأرباح على مدار حياته. المنتج له مرحلة البداية والنمو والنضج والنهاية - "الموت"، المغادرة.1. مرحلة "التطوير والانطلاق إلى السوق". هذه هي فترة الاستثمار في التسويق

من كتاب 200 حالة تسمم مشهورة المؤلف أنتسيشكين إيغور

2.7. الخلية هي الوحدة الجينية للكائن الحي. الكروموسومات وبنيتها (شكلها وحجمها) ووظائفها. عدد الكروموسومات وثبات نوعها. ملامح الخلايا الجسدية والجرثومية. دورة حياة الخلية: الطور البيني والانقسام الفتيلي. الانقسام هو انقسام الخلايا الجسدية. الانقسام الاختزالي. المراحل

من الكتاب مرجع سريع المعرفة اللازمة مؤلف تشيرنيفسكي أندريه فلاديميروفيتش

4.5.1. دورة حياة الطحالب يشمل قسم الطحالب الخضراء نباتات أحادية الخلية ومتعددة الخلايا. هناك حوالي 13 ألف نوع في المجموع. الكائنات وحيدة الخلية تشمل Chlamydomonas وChlorella. تتكون المستعمرات من خلايا فولفوكس وباندورينا. إلى متعددة الخلايا

من كتاب مراقب النجوم الشعبي مؤلف شلاشينكوف إيجور

تضحيات النجوم كان عالم الرياضيات الإيطالي كاردانو فيلسوفًا وطبيبًا ومنجمًا. في البداية كان يعمل حصريًا في الطب، ولكن منذ عام 1534 كان أستاذًا للرياضيات في ميلانو وبولونيا؛ لكن الأستاذ لم يغادر من أجل زيادة دخله المتواضع

من كتاب الأحدث القاموس الفلسفي مؤلف جريتسانوف ألكسندر ألكسيفيتش

25 أقرب النجوم بالسيارات - الحجم البصري؛ ص - المسافة إلى النجم، جهاز الكمبيوتر؛ L هو لمعان (قوة الإشعاع) للنجم، معبرًا عنه بوحدات اللمعان الشمسي (3.86–1026)

من كتاب أستكشف العالم. الفيروسات والأمراض المؤلف تشيركوف س.ن.

أنواع النجوم بالمقارنة مع النجوم الأخرى في الكون، تعتبر الشمس نجما قزما وينتمي إلى فئة النجوم العادية، حيث يتحول الهيدروجين في أعماقها إلى هيليوم. بطريقة أو بأخرى، تصف أنواع النجوم تقريبًا دورة حياة كل منها بشكل منفصل

من كتاب المؤلف

"عالم الحياة" (Lebenswelt) هو أحد المفاهيم المركزية لظاهرات هوسرل المتأخرة، والتي صاغها كنتيجة للتغلب على الأفق الضيق للطريقة الظاهرية الصارمة من خلال معالجة مشاكل الروابط العالمية للوعي. مثل هذا التضمين لـ "العالم"

من كتاب المؤلف

دورة حياة الفيروس يخترق كل فيروس الخلية بطريقته الفريدة. بعد الاختراق، يجب عليه أولاً خلع ملابسه الخارجية حتى يفضح ملابسه جزئيًا على الأقل حمض نوويوابدأ بنسخه، عمل الفيروس منظم بشكل جيد.

تطور النجوم ذات الكتل المختلفة

لا يستطيع علماء الفلك ملاحظة حياة نجم واحد من البداية إلى النهاية، لأنه حتى أقصر النجوم عمرًا موجودة لملايين السنين - حياة أطولمن البشرية جمعاء. التغير مع مرور الوقت الخصائص البدنيةو التركيب الكيميائيالنجوم، أي. يدرس علماء الفلك تطور النجوم من خلال مقارنة خصائص العديد من النجوم في مراحل مختلفة من التطور.

تنعكس الأنماط الفيزيائية التي تربط الخصائص المرصودة للنجوم في مخطط اللون واللمعان - مخطط هيرتزسبرونج - راسل، حيث تشكل النجوم مجموعات منفصلة - تسلسلات: التسلسل الرئيسي للنجوم، تسلسل العمالقة الفائقة، العمالقة اللامعة والخافتة، العمالقة الفرعية، الأقزام الفرعية والأقزام البيضاء.

في معظم فترات حياته، يكون أي نجم ضمن ما يسمى بالتسلسل الرئيسي لمخطط اللون واللمعان. جميع المراحل الأخرى من تطور النجم قبل تكوين البقايا المدمجة لا تستغرق أكثر من 10٪ من هذا الوقت. ولهذا السبب فإن معظم النجوم المرصودة في مجرتنا هي أقزام حمراء متواضعة ذات كتلة الشمس أو أقل. يحتوي التسلسل الرئيسي على حوالي 90% من جميع النجوم المرصودة.

عمر النجم وما يتحول إليه في النهاية مسار الحياة، يتم تحديده بالكامل من خلال كتلته. النجوم ذات الكتل الأكبر من الشمس تعيش أقل بكثير من الشمس، وعمر النجوم الأكثر ضخامة هو ملايين السنين فقط. ويبلغ عمر الغالبية العظمى من النجوم حوالي 15 مليار سنة. بعد أن يستنفد النجم مصادر طاقته، يبدأ في التبريد والانكماش. المنتج النهائي للتطور النجمي هو أجسام مدمجة وضخمة كثافتها أكبر بعدة مرات من كثافة النجوم العادية.

تنتهي النجوم ذات الكتل المختلفة في إحدى الحالات الثلاث: الأقزام البيضاء، أو النجوم النيوترونية، أو الثقوب السوداء. إذا كانت كتلة النجم صغيرة، فإن قوى الجاذبية تكون ضعيفة نسبيًا ويتوقف ضغط النجم (انهيار الجاذبية). وينتقل إلى حالة قزم أبيض مستقرة. إذا تجاوزت الكتلة قيمة حرجة، يستمر الضغط. في جدا كثافة عاليةتتحد الإلكترونات مع البروتونات لتكوين النيوترونات. وسرعان ما يتكون النجم بأكمله تقريبًا من نيوترونات فقط وله كثافة هائلة لدرجة أن الكتلة النجمية الضخمة تتركز في كرة صغيرة جدًا يبلغ نصف قطرها عدة كيلومترات ويتوقف الضغط - ويتشكل نجم نيوتروني. إذا كانت كتلة النجم كبيرة جدًا لدرجة أن حتى تكوين نجم نيوتروني لن يوقف انهيار الجاذبية، فإن المرحلة الأخيرة من تطور النجم ستكون ثقبًا أسود.

لقد نظر كل واحد منا إلى السماء المرصعة بالنجوم مرة واحدة على الأقل في حياته. نظر شخص ما إلى هذا الجمال، ويعاني من مشاعر رومانسية، وحاول آخر أن يفهم من أين يأتي كل هذا الجمال. الحياة في الفضاء، على عكس الحياة على كوكبنا، تتدفق بسرعة مختلفة. حان الوقت الفضاء الخارجييعيش في فئاته الخاصة، والمسافات والأحجام في الكون هائلة. نادرًا ما نفكر في حقيقة أن تطور المجرات والنجوم يحدث باستمرار أمام أعيننا. كل كائن في الفضاء اللامتناهي هو نتيجة لأمر معين العمليات الفيزيائية. المجرات والنجوم وحتى الكواكب لديها مراحل رئيسية من التطور.

كوكبنا ونحن جميعا نعتمد على نجمنا. إلى متى ستسعدنا الشمس بدفئها وتبث الحياة في النظام الشمسي؟ ماذا ينتظرنا في المستقبل بعد ملايين ومليارات السنين؟ وفي هذا الصدد، من المثير معرفة المزيد عن مراحل تطور الأجسام الفلكية، ومن أين تأتي النجوم وكيف تنتهي حياة هذه النجوم الرائعة في سماء الليل.

أصل وولادة وتطور النجوم

تطور النجوم والكواكب التي تسكن مجرتنا درب التبانة والكون بأكمله، بالنسبة للجزء الاكبرمدروسة جيدا. في الفضاء، قوانين الفيزياء لا تتزعزع، مما يساعد على فهم الأصل الأجسام الفضائية. يعتمد على في هذه الحالةتبنتها نظرية الانفجار الكبير، والتي أصبحت الآن العقيدة السائدة حول عملية نشأة الكون. إن الحدث الذي هز الكون وأدى إلى تكوين الكون هو، بالمعايير الكونية، حدث بسرعة البرق. بالنسبة للكون، تمر اللحظات من ولادة النجم إلى وفاته. المسافات الشاسعة تخلق الوهم بثبات الكون. النجم الذي يتوهج في البعيد يضيء علينا لمليارات السنين، وفي ذلك الوقت قد لا يكون موجودًا.

نظرية تطور المجرة والنجوم هي تطور لنظرية الانفجار الكبير. عقيدة ولادة النجوم وظهورها أنظمة النجوميختلف في حجم ما يحدث والإطار الزمني الذي يمكن ملاحظته، على عكس الكون ككل الوسائل الحديثةعلوم.

عند دراسة دورة حياة النجوم، يمكنك استخدام مثال النجم الأقرب إلينا. الشمس هي واحدة من مئات تريليونات النجوم في مجال رؤيتنا. بالإضافة إلى ذلك، توفر المسافة من الأرض إلى الشمس (150 مليون كيلومتر) فرصة فريدة لدراسة الجسم دون مغادرة المكان. النظام الشمسي. المعلومات التي تم الحصول عليها ستجعل من الممكن أن نفهم بالتفصيل كيفية تكوين النجوم الأخرى، ومدى سرعة استنفاد مصادر الحرارة العملاقة هذه، وما هي مراحل تطور النجم، وما هي نهاية هذه الحياة الرائعة - هادئة ومعتمة أو متألقة ومتفجرة.

بعد .الانفجار العظيم جزيئات صغيرة جداوشكلت السحب بين النجوم، والتي أصبحت "مستشفى ولادة" لتريليونات النجوم. ومن المميزات أن جميع النجوم ولدت في نفس الوقت نتيجة الضغط والتمدد. حدث الضغط في سحب الغاز الكوني تحت تأثير جاذبيته وعمليات مماثلة في النجوم الجديدة في الجوار. ونشأ التوسع نتيجة للضغط الداخلي للغاز بين النجوم وتحت تأثير المجالات المغناطيسية داخل السحابة الغازية. وفي الوقت نفسه، كانت السحابة تدور بحرية حول مركز كتلتها.

وتتكون سحب الغاز التي تشكلت بعد الانفجار من 98% من الهيدروجين الذري والجزيئي والهيليوم. يتكون 2% فقط من هذه الكتلة من الغبار والجسيمات المجهرية الصلبة. في السابق، كان يعتقد أنه في مركز أي نجم يوجد نواة من الحديد، يتم تسخينها إلى درجة حرارة تصل إلى مليون درجة. كان هذا الجانب هو الذي يفسر الكتلة الهائلة للنجم.

في المواجهة القوة البدنيةسادت قوى الضغط، لأن الضوء الناتج عن إطلاق الطاقة لا يخترق سحابة الغاز. ينتشر الضوء، مع جزء من الطاقة المنبعثة، إلى الخارج، مما يخلق درجة حرارة تحت الصفر ومنطقة ضغط منخفض داخل التراكم الكثيف للغاز. كونه في هذه الحالة، ينكمش الغاز الكوني بسرعة، ويؤدي تأثير قوى الجذب الجاذبية إلى حقيقة أن الجزيئات تبدأ في تكوين مادة نجمية. عندما يكون تراكم الغاز كثيفًا، يؤدي الضغط الشديد إلى تكوينه عنقود نجمي. عندما يكون حجم سحابة الغاز صغيرا، يؤدي الضغط إلى تكوين نجم واحد.

وصف موجز لما يحدث هو أن النجم المستقبلي يمر بمرحلتين - الانضغاط السريع والبطيء إلى حالة النجم الأولي. بكل بساطة و بلغة واضحة, ضغط سريعهو سقوط المادة النجمية باتجاه مركز النجم الأولي. يحدث الضغط البطيء على خلفية المركز المتكون للنجم الأولي. وعلى مدى مئات الآلاف من السنين التالية، يتقلص حجم التكوين الجديد، وتزداد كثافته ملايين المرات. تدريجيًا، يصبح النجم الأولي معتمًا بسبب الكثافة العالية للمادة النجمية، ويؤدي الضغط المستمر إلى تحفيز آلية التفاعلات الداخلية. تؤدي الزيادة في الضغط الداخلي ودرجة الحرارة إلى تكوين مركز ثقل نجم المستقبل.

يبقى النجم الأولي على هذه الحالة لملايين السنين، ويطلق الحرارة ببطء ويتقلص تدريجياً، ويتناقص حجمه. ونتيجة لذلك تظهر معالم النجم الجديد، وتصبح كثافة مادته مماثلة لكثافة الماء.

في المتوسط، تبلغ كثافة نجمنا 1.4 كجم/سم3، وهي تقريبًا نفس كثافة الماء في البحر الميت المالح. تبلغ كثافة الشمس في مركزها 100 كجم/سم3. المادة النجمية ليست موجودة الحالة السائلةولكنها توجد على شكل بلازما.

تحت تأثير الضغط الهائل ودرجة الحرارة التي تبلغ حوالي 100 مليون كلفن، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية لدورة الهيدروجين. يتوقف الضغط، وتزداد كتلة الجسم عندما تتحول طاقة الجاذبية إلى احتراق نووي حراري للهيدروجين. من هذه اللحظة، يبدأ النجم الجديد، الذي ينبعث من الطاقة، في فقدان الكتلة.

إن النسخة الموصوفة أعلاه لتكوين النجوم هي مجرد مخطط بدائي يصف المرحلة الأولية لتطور وولادة النجم. اليوم، مثل هذه العمليات في مجرتنا وفي جميع أنحاء الكون غير مرئية عمليا بسبب الاستنزاف الشديد للمواد النجمية. في كامل التاريخ الواعي لملاحظات مجرتنا، لم تتم ملاحظة سوى ظهورات معزولة لنجوم جديدة. وعلى نطاق الكون، يمكن زيادة هذا الرقم مئات وآلاف المرات.

في معظم حياتهم، تكون النجوم الأولية مخفية عن العين البشرية بواسطة قشرة مغبرة. لا يمكن ملاحظة الإشعاع الصادر من القلب إلا بالأشعة تحت الحمراء، وهي الطريقة الوحيدة لرؤية ولادة النجم. على سبيل المثال، في سديم أوريون عام 1967، اكتشف علماء الفيزياء الفلكية في نطاق الأشعة تحت الحمراء نجم جديدحيث بلغت درجة حرارة الإشعاع 700 درجة كلفن. بعد ذلك، اتضح أن مسقط رأس النجوم الأولية هي مصادر مدمجة لا توجد فقط في مجرتنا، ولكن أيضًا في زوايا بعيدة أخرى من الكون. بجانب الأشعة تحت الحمراءتتميز أماكن ولادة النجوم الجدد بإشارات راديوية مكثفة.

عملية دراسة وتطور النجوم

يمكن تقسيم العملية الكاملة لمعرفة النجوم إلى عدة مراحل. في البداية، يجب عليك تحديد المسافة إلى النجم. المعلومات حول مدى بعد النجم عنا ومدة مضي الضوء منه تعطي فكرة عما حدث للنجم طوال هذه الفترة. وبعد أن تعلم الإنسان قياس المسافة إلى النجوم البعيدة، أصبح من الواضح أن النجوم هي نفس الشموس فقط مقاسات مختلفةومع مصائر مختلفة. بمعرفة المسافة إلى النجم، يمكن استخدام مستوى الضوء وكمية الطاقة المنبعثة لتتبع عملية الاندماج النووي الحراري للنجم.

بعد تحديد المسافة إلى النجم، يمكنك استخدام التحليل الطيفي لحساب التركيب الكيميائي للنجم ومعرفة بنيته وعمره. بفضل ظهور جهاز المطياف، أصبح لدى العلماء الفرصة لدراسة طبيعة ضوء النجوم. يمكن لهذا الجهاز تحديد وقياس تكوين الغازالمادة النجمية التي يمتلكها النجم مراحل مختلفةوجودها.

ومن خلال دراسة التحليل الطيفي لطاقة الشمس والنجوم الأخرى، توصل العلماء إلى استنتاج مفاده أن تطور النجوم والكواكب له جذور مشتركة. الجميع الأجسام الكونيةلها نفس النوع، وتركيب كيميائي مماثل، ونشأت من نفس المادة التي نشأت نتيجة الانفجار الكبير.

تتكون المادة النجمية من نفس العناصر الكيميائية (حتى الحديد) التي يتكون منها كوكبنا. والفرق الوحيد هو في كمية بعض العناصر وفي العمليات التي تحدث على الشمس وداخل السطح الصلب للأرض. وهذا ما يميز النجوم عن الأجسام الأخرى في الكون. وينبغي أيضًا النظر إلى أصل النجوم في سياق آخر الانضباط الجسدي — ميكانيكا الكم. ووفقا لهذه النظرية، فإن المادة التي تحدد المادة النجمية تتكون من ذرات تنقسم باستمرار وجسيمات أولية تشكل عالما مصغرا خاصا بها. وفي ضوء ذلك، فإن بنية النجوم وتكوينها وبنيتها وتطورها أمر مثير للاهتمام. كما اتضح، فإن الجزء الأكبر من كتلة نجمنا والعديد من النجوم الأخرى يتكون من عنصرين فقط - الهيدروجين والهيليوم. موديل نظريالذي يصف بنية النجم، سيسمح لنا بفهم بنيتها والفرق الرئيسي بينها وبين الأجسام الفضائية الأخرى.

السمة الرئيسية هي أن العديد من الكائنات في الكون لها حجم وشكل معين، في حين أن النجم يمكن أن يتغير حجمه مع تطوره. الغاز الساخن عبارة عن مزيج من الذرات المرتبطة ببعضها البعض بشكل غير محكم. بعد ملايين السنين من تكوين النجم، تبدأ الطبقة السطحية للمادة النجمية في البرودة. ويطلق النجم معظم طاقته إلى الفضاء الخارجي، فيتناقص أو يتزايد في الحجم. يتم نقل الحرارة والطاقة من داخل النجم إلى السطح، مما يؤثر على شدة الإشعاع. وبعبارة أخرى، نفس النجم في فترات مختلفةيبدو وجودها مختلفًا. تساهم العمليات النووية الحرارية المبنية على تفاعلات دورة الهيدروجين في تحويل ذرات الهيدروجين الخفيفة إلى عناصر أثقل - الهيليوم والكربون. وفقا لعلماء الفيزياء الفلكية والعلماء النوويين، فإن مثل هذا التفاعل النووي الحراري هو الأكثر فعالية من حيث كمية الحرارة المتولدة.

لماذا لا ينتهي الاندماج النووي الحراري للنواة بانفجار مثل هذا المفاعل؟ الشيء هو أن قوى مجال الجاذبية الموجودة فيها يمكنها الاحتفاظ بالمادة النجمية ضمن حجم ثابت. من هذا يمكننا استخلاص نتيجة لا لبس فيها: أي نجم هو جسم ضخم يحافظ على حجمه بسبب التوازن بين قوى الجاذبية وطاقة التفاعلات النووية الحرارية. ونتيجة هذا النموذج الطبيعي المثالي هي مصدر حرارة قادر على العمل منذ وقت طويل. من المفترض أن الأشكال الأولى للحياة على الأرض ظهرت قبل 3 مليارات سنة. لقد قامت الشمس في تلك الأوقات البعيدة بتدفئة كوكبنا كما تفعل الآن. وبالتالي، لم يتغير نجمنا إلا قليلاً، على الرغم من أن حجم الحرارة المنبعثة و طاقة شمسيةهائل - أكثر من 3-4 ملايين طن في الثانية.

ليس من الصعب حساب مقدار الوزن الذي فقده نجمنا على مدار سنوات وجوده. سيكون هذا رقمًا ضخمًا، ولكن نظرًا لكتلته الهائلة وكثافته العالية، فإن مثل هذه الخسائر على نطاق الكون تبدو ضئيلة.

مراحل تطور النجوم

يعتمد مصير النجم على الكتلة الأولية للنجم وتركيبه الكيميائي. وبينما تتركز الاحتياطيات الرئيسية من الهيدروجين في القلب، يبقى النجم في ما يسمى بالتسلسل الرئيسي. بمجرد أن يكون هناك ميل لزيادة حجم النجم، فهذا يعني أن المصدر الرئيسي للاندماج النووي الحراري قد جف. لقد بدأ المسار النهائي الطويل لتحول الجسم السماوي.

تنقسم النجوم المتكونة في الكون في البداية إلى ثلاثة أنواع الأكثر شيوعًا:

• النجوم العادية (الأقزام الصفراء)؛
• النجوم القزمة؛
• النجوم العملاقة.

تحرق النجوم منخفضة الكتلة (الأقزام) احتياطياتها من الهيدروجين ببطء وتعيش حياتها بهدوء تام.

مثل هذه النجوم هي الأغلبية في الكون، ونجمنا، القزم الأصفر، هو واحد منهم. مع بداية الشيخوخة، يصبح القزم الأصفر عملاقًا أحمر أو عملاقًا فائقًا.

واستنادا إلى نظرية أصل النجوم، فإن عملية تكوين النجوم في الكون لم تنته بعد. ألمع النجوم في مجرتنا ليست فقط الأكبر حجما مقارنة بالشمس، ولكنها أيضا الأصغر سنا. يطلق علماء الفيزياء الفلكية وعلماء الفلك على هذه النجوم اسم العمالقة الزرقاء. وفي النهاية، سوف يعانون من نفس مصير تريليونات النجوم الأخرى. أولا ولادة سريعة ورائعة و حياة متحمسة، وبعد ذلك تبدأ فترة من الاضمحلال البطيء. تتمتع النجوم بحجم الشمس بدورة حياة طويلة، حيث تكون في التسلسل الرئيسي (في جزئها الأوسط).

باستخدام البيانات المتعلقة بكتلة النجم، يمكننا افتراض ذلك المسار التطوريتطوير. ومن الأمثلة الواضحة على هذه النظرية تطور نجمنا. لا شيء يدوم إلى الأبد. نتيجة للاندماج النووي الحراري، يتم تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم، وبالتالي يتم استهلاك احتياطياته الأصلية وتقليلها. يوما ما، وليس قريبا جدا، سوف تنفد هذه الاحتياطيات. انطلاقا من حقيقة أن شمسنا تستمر في السطوع لأكثر من 5 مليارات سنة، دون تغيير في حجمها، فإن العمر الناضج للنجم لا يزال من الممكن أن يستمر في نفس الفترة تقريبا.

سيؤدي استنفاد احتياطيات الهيدروجين إلى حقيقة أنه تحت تأثير الجاذبية، سيبدأ جوهر الشمس في الانكماش بسرعة. ستصبح كثافة النواة عالية جدًا، ونتيجة لذلك ستنتقل العمليات النووية الحرارية إلى الطبقات المجاورة للنواة. تسمى هذه الحالة بالانهيار، والتي يمكن أن تحدث بسبب مرور التفاعلات النووية الحرارية الطبقات العلياالنجوم. نتيجة ل ضغط مرتفعيتم إثارة التفاعلات النووية الحرارية التي تنطوي على الهيليوم.

سوف تستمر احتياطيات الهيدروجين والهيليوم في هذا الجزء من النجم لملايين السنين. ولن يمر وقت طويل قبل أن يؤدي استنفاد احتياطيات الهيدروجين إلى زيادة شدة الإشعاع وزيادة حجم القشرة وحجم النجم نفسه. ونتيجة لذلك، ستصبح شمسنا كبيرة جدًا. إذا تخيلت هذه الصورة بعد عشرات المليارات من السنين من الآن، فبدلاً من قرص ساطع مبهر، سيعلق في السماء قرص أحمر ساخن ذو أبعاد هائلة. العمالقة الحمراء هي مرحلة طبيعية من تطور النجم الدولة الانتقاليةفي فئة النجوم المتغيرة.

ونتيجة لهذا التحول ستقل المسافة من الأرض إلى الشمس، وبالتالي ستقع الأرض في منطقة التأثير الهالة الشمسيةوسيبدأ في "القلي" فيه. وسترتفع درجة الحرارة على سطح الكوكب عشرة أضعاف، مما سيؤدي إلى اختفاء الغلاف الجوي وتبخر الماء. ونتيجة لذلك، سيتحول الكوكب إلى صحراء صخرية هامدة.

المراحل النهائية لتطور النجوم

بعد أن وصل إلى مرحلة العملاق الأحمر، نجم عاديتأثر عمليات الجاذبيةيصبح قزما أبيض. إذا كانت كتلة النجم تساوي تقريبًا كتلة شمسنا، فإن جميع العمليات الرئيسية فيه ستحدث بهدوء، دون نبضات أو تفاعلات متفجرة. سيموت القزم الأبيض لفترة طويلة، ويحترق على الأرض.

في الحالات التي كانت فيها كتلة النجم في البداية أكبر من 1.4 مرة كتلة الشمس، فلن يكون القزم الأبيض هو المرحلة النهائية. مع وجود كتلة كبيرة داخل النجم، تتم عمليات ضغط المادة النجمية على الذرة، المستوى الجزيئي. وتتحول البروتونات إلى نيوترونات، وتزداد كثافة النجم، ويتناقص حجمه بسرعة.

النجوم النيوترونية المعروفة علمياً يبلغ قطرها 10-15 كم. وبهذا الحجم الصغير، يتمتع النجم النيوتروني بكتلة هائلة. واحد سنتيمتر مكعبالمادة النجمية يمكن أن تزن مليارات الأطنان.

في حالة تعاملنا في البداية مع نجم كتلة كبيرة، فإن المرحلة الأخيرة من التطور تأخذ أشكالا أخرى. مصير النجم الضخم هو ثقب أسود، وهو جسم ذو طبيعة غير مستكشفة وسلوك لا يمكن التنبؤ به. تساهم الكتلة الضخمة للنجم في زيادة قوى الجاذبية، مما يؤدي إلى قوى الضغط. ليس من الممكن إيقاف هذه العملية مؤقتًا. وتزداد كثافة المادة حتى تصبح لا نهائية، مكونة فضاءً منفردًا (النظرية النسبية لأينشتاين). سوف يصبح نصف قطر هذا النجم في النهاية يساوي الصفرليتحول إلى ثقب أسود في الفضاء الخارجي. سيكون هناك عدد أكبر بكثير من الثقوب السوداء إذا احتلت النجوم الضخمة وفائقة الكتلة معظم الفضاء.

تجدر الإشارة إلى أنه عندما يتحول العملاق الأحمر إلى النجم النيوترونيأو في ثقب أسود، يمكن للكون البقاء على قيد الحياة ظاهرة فريدة من نوعها— ولادة جسم فضائي جديد.

إن ولادة المستعر الأعظم هي المرحلة النهائية الأكثر إثارة في تطور النجوم. صالحة هنا القانون الطبيعيالطبيعة: زوال وجود الجسد الواحد يؤدي إلى حياة جديدة. تتعلق فترة هذه الدورة مثل ولادة المستعر الأعظم بشكل أساسي بالنجوم الضخمة. تؤدي احتياطيات الهيدروجين المستنفدة إلى إدراج الهيليوم والكربون في عملية الاندماج النووي الحراري. ونتيجة لهذا التفاعل يرتفع الضغط مرة أخرى، وتتكون نواة حديدية في مركز النجم. تحت تأثير قوى الجاذبية القوية، ينتقل مركز الكتلة إلى الجزء المركزي من النجم. يصبح القلب ثقيلًا جدًا لدرجة أنه غير قادر على مقاومة جاذبيته. ونتيجة لذلك، يبدأ التوسع السريع للنواة، مما يؤدي إلى انفجار فوري. إن ولادة المستعر الأعظم هي انفجار، موجة صدمة ذات قوة وحشية، وميض ساطع في مساحات شاسعة من الكون.

وتجدر الإشارة إلى أن شمسنا ليست كذلك نجم ضخملذلك فإن مثل هذا المصير لا يهدده، ولا ينبغي لكوكبنا أن يخاف من مثل هذه النهاية. في معظم الحالات، تحدث انفجارات المستعرات الأعظم في المجرات البعيدة، ولهذا السبب نادرًا ما يتم اكتشافها.

أخيراً

تطور النجوم هو عملية تمتد على مدى عشرات المليارات من السنين. فكرتنا عن العمليات التي تحدث هي مجرد نموذج رياضي وفيزيائي، نظرية. الزمن الأرضي ما هو إلا لحظة واحدة في الدورة الزمنية الضخمة التي يعيش فيها كوننا. لا يسعنا إلا أن نلاحظ ما حدث منذ مليارات السنين ونتخيل ما قد تواجهه الأجيال اللاحقة من أبناء الأرض.

إذا كان لديك أي أسئلة، اتركها في التعليقات أسفل المقال. سنكون سعداء نحن أو زوارنا بالرد عليهم